IL DIAGRAMMA H-R

 

 

Caratteristiche fisiche come luminosità e temperatura di una stella sono in stretta relazione tra loro e, mediante il rapporto che sussiste tra queste due grandezze, si può facilmente risalire alla massa della stella stessa e soprattutto prevederne il suo percorso evolutivo.

Tra il 1911 ed il 1913 gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Russel, indipendentemente uno dall’altro, riuscirono a tracciare un diagramma in grado di stabilire il ciclo vitale di una stella in base alle caratteristiche sopra citate.

Il diagramma H-R, dalle iniziali dei due scienziati, riveste un’importanza fondamentale nello studio dell’evoluzione delle stelle in quanto consente non solo di seguire le diverse fasi attraverso cui passano gli astri durante la loro vita, ma anche di calcolare l’età degli ammassi stellari e di tutti i gruppi di stelle in genere.

 

In tale diagramma viene posta sull’asse verticale (asse y) la luminosità delle stelle in ordine crescente. Tale luminosità è misurata in unità solari: 1 unità = luminosità del Sole.

Nell’asse orizzontale invece (asse x), è riportata, in ordine decrescente, la temperatura delle stelle (clicca fig.1).

 

Il diagramma HR.jpg (68967 byte)

Riportando tutte le stelle conosciute su questo diagramma, in base a temperatura e luminosità, si nota subito che esse non si distribuiscono in modo uniforme su tutto il diagramma, ma bensì si raggruppano in una zona diagonale che va dall’angolo alto a sinistra a quello in basso a destra.

Questa zona di maggior raggruppamento viene detta sequenza principale ed in essa sono presenti circa il 90% delle stelle conosciute. Il rimanente 10% è composto da nane bianche (9%) e stelle giganti rosse (1%).

 

Una stella trascorre la maggior parte della sua esistenza nella sequenza principale. Nel suo interno l’idrogeno si trasforma continuamente in elio, liberando grandi quantità di energia che vengono irradiate nello spazio sotto forma di luce e calore. Tutto questo dura finché, giunta agli ultimi stadi della sua lunga vita, i processi evolutivi si succedono in maniera molto più rapida facendo uscire definitivamente l’astro dalla sequenza principale. Il nostro Sole, allo stato attuale, si trova nel bel mezzo della sequenza principale e si calcola che vi rimarrà per almeno altri 5 miliardi di anni.

 

Nell’angolo in alto a sinistra del diagramma H-R trovano posto le stelle denominate giganti blu. Sono stelle molto grandi e soprattutto molto calde e luminose. Un classico esempio di gigante blu è la stella Rigel la quale è circa 30 volte più grande del Sole e ben 55.000 volte più luminosa.

Nell’angolo in alto a destra invece, sono riportate le stelle molto più luminose del Sole e generalmente non molto calde; la loro temperatura va dai 6000°C. ai 2000°C.: sono le cosiddette giganti rosse. La stella Betelgeuse, ad esempio, è una gigante rossa 315 volte più grande del Sole. Se messa al posto della nostra stella arriverebbe ad estendersi fino all’orbita di Marte.

Al di sotto della sequenza principale, in basso a sinistra, troviamo le stelle conosciute come nane bianche.  Sono stelle che nonostante la loro elevata temperatura (10.000° C), sono 1.000 volte meno luminose del Sole. Le loro dimensioni sono più o meno simili a quelle della Terra ma dispongono di una massa pari a quella del Sole stesso. In esse infatti, la materia si trova in uno stato fortemente compresso tanto che un cm3 di materia peserebbe qualche tonnellata.

Infine, nell’angolo in basso a destra del diagramma si trova disposta quella categoria di stelle poco luminose e fredde come le nane rosse. La nana rossa più conosciuta è anche la stella a noi più vicina: Proxima Centauri.

 

In passato si riteneva che ogni stella, durante la sua evoluzione, attraversasse per intero tutti gli stadi del diagramma H-R. Partendo come nube di gas, iniziava la sua vita disponendosi in alto a destra del diagramma poi, in seguito alla contrazione e quindi all’innalzamento della temperatura, si spostava verso sinistra, nella zona delle stelle blu, quindi una volta stabilizzatasi scendeva nella sequenza principale per concludere, alla fine del suo stadio evolutivo, nella parte bassa del diagramma, regno delle stelle nane.

Oggi, invece, si ritiene che il punto di partenza nel diagramma di una stella è determinato dalla sua massa iniziale.  

Una stella di massa pari a quella del Sole, infatti, appena formatasi entra subito nella parte del diagramma che è la sequenza principale poi, dopo un periodo stabile di parecchi miliardi di anni, si evolve in gigante rossa passando di conseguenza nella parte in alto a destra ed infine, attraversando nuovamente la sequenza principale, si avvia a diventare una nana bianca nella parte bassa del diagramma.

Contrariamente una stella con una massa pari a 15/20 volte quella solare, segue un percorso del tutto diverso.

Essa, infatti, dopo la sua formazione resta per un periodo molto più breve nella sequenza principale in quanto, essendo di massa molto maggiore, brucerà il suo combustibile nucleare ad un ritmo più elevato di una stella di massa inferiore.

Mentre per stelle come il Sole, il periodo di permanenza nella sequenza principale è stimato intorno ai 10 miliardi di anni, per stelle di massa maggiore il periodo si abbassa a 1-2 miliardi di anni.

Dopo questa fase, queste stelle si vanno a collocare nella parte in basso a destra del diagramma.

 

Abbiamo visto dunque, quali sono le potenzialità di questo diagramma che con pochi dati ci permette di ottenere risultati notevoli

In definitiva possiamo ritenere che il diagramma H-R sia una delle più grandi scoperte astrofisiche del nostro secolo e uno dei più efficaci mezzi di indagine per andare alla scoperta dei misteri dell’universo, delle stelle, del loro passato e del loro futuro.